Основным упрощением модели является рассмотрение двухмерной термосферы лишь в экваториальной плоскости при пренебрежении меридиональным растеканием. Поскольку рассматривается сравнительно тонкий слой атмосферы (75–200 км), для этого слоя приняты постоянные значения ускорения силы тяжести, теплоемкости, теплопроводности и вязкости, взятые для высоты, соответствующей середине слоя. Предполагается, что термосфера состоит из чистого углекислого газа, но получены также оценки с учетом присутствия 25% аргона.

Вычисления показали, что марсианская мезопауза располагается на высотах 90–100 км, где находится максимум стока тепла за счет радиационного выхолаживания и температура составляет около 150 К. Вертикальный профиль температуры становится примерно изотермическим на высотах более 170 км на дневной и 140 км — ночной стороне планеты. На высоте 200 км плотность изменяется в суточном ходе в 5 раз, а температура — от 280 до 430 К. Последнее хорошо соответствует наблюдаемой температуре около 340 К при той же умеренно высокой солнечной активности, рассмотренной в расчетах.

При отсутствии горизонтального переноса нагревание атмосферы происходит от восхода до захода Солнца, тогда как ветры несколько уменьшают амплитуду солнечно обусловленных вариаций температуры и сдвигают как максимум, так и минимум на более раннее время. Уменьшение амплитуды суточного хода температуры (примерно в 1,5 раза) вызывают и вертикальные движения, что, по-видимому, обусловлено влиянием адиабатического нагревания и охлаждения. Для поля ветра характерно наличие ночью горизонтальной составляющей (порядка 100 м/с), направленной в основном в сторону вращения планеты, а днем (при скорости до 150 м/с) — в противоположную сторону. Учет наличия аргона привел к изменению температуры, достигающей 20 К.

Выше упомянуты лишь некоторые аспекты исследований состава и физики верхних атмосфер Венеры и Марса, выявляющие необходимость дальнейшего изучения состава и строения атмосфер при помощи наиболее надежных средств прямых измерений. Обратимся теперь к детальному обсуждению предварительных результатов, полученных при помощи АМС «Викинг-1, -2».

Осуществлению двух миссий по программе АМС «Викинг» целью которой были исследования атмосферы и поверхности Марса путем вывода двух орбитальных аппаратов на орбиты искусственных спутников Марса (ИСМ) и посадка двух спускаемых аппаратов (СА) на поверхность планеты, предшествовали длительные поиски наиболее подходящих районов посадки.

Поиски мест посадки для АМС «Викинг-1, -2» были тесно связаны с общей проблемой топографии поверхности Марса. Билле и Феррари [19] на основе использования данных радиорефракционных, наземных радарных, спектральных и оптических измерений, а также применения методики Фурье-анализа (учтены гармоники вплоть до двенадцатой) определили основные параметры глобальной топографии Марса. Согласно [19], средний радиус планеты составляет 3389,91 ±0,009 км, а средняя плотность равна 3,9332±0,0018 г/см3. Центр фигуры Марса смещен относительно центра масс на 2,92±0,25 км. Топографическая сплющенность составляет (—3,994±0,077) ·10– 3 и равна сплющенности, обусловленной гравитационными факторами и вращением планеты, если принять угловую скорость вращения 77 580 с (21 ч 33 мин), которая сильно отличается от наблюдаемой угловой скорости, что свидетельствует о значительном нарушении гидростатического равновесия. Этот факт побуждает выразить сомнения относительно надежности всех полученных ранее оценок момента инерции Марса, поскольку они основаны на использовании уравнения Дарвина—Радау, предполагающего гидростатическое равновесие.

Радарные наземные наблюдения Марса в сантиметровом диапазоне, выполненные в мае — июле 1976 г., позволили получить сведения о шероховатости и отражательной способности марсианской поверхности для трех потенциальных мест посадки спускаемого аппарата АМС «Викинг-1» [107]. Шероховатость характеризуется распределением углов наклона элементов поверхности с горизонтальной протяженностью порядка 1–10 м. Данные измерений отражательной способности служат индикатором плотности поверхностного слоя грунта толщиной порядка нескольких сантиметров.

Результаты, полученные в работе [107], показали, что шероховатость поверхности в точке посадки СА «Викинг-1» (47,5° з. д., 22,4° с. ш.) больше средней, а отражательная способность близка к средней. Определение свойств поверхности в точке с координатами 43,4° з. д., 23,4° с. ш. привело к выводу, что этому участку соответствуют аномальные радарные характеристики, указывающие на очень сильную мелкомасштабную шероховатость и (или) очень низкую плотность грунта. Малое отношение сигнала к шуму по данным наблюдений первоначально предполагавшейся основной точки посадки (34° з. д., 19,5° с. ш.) свидетельствует о том, что этот участок обладает шероховатостью, которая по крайней мере вдвое превышает среднюю. Поскольку радарные данные связаны с большим пространственным осреднением, важное значение имеет их совместное использование вместе с изображениями, характеризующими детальную структуру рельефа поверхности.

Выполненный в работе [31] анализ полученного с АМС «Маринер-9» изображения высокого разрешения области Chryse, где планировалась посадка СА АМС «Викинг-1», обнаружил не выявленные ранее на Марсе формы рельефа. Следы выветривания, наличие расчлененных и скульптурированных склонов, линейных гребней в форме террас свидетельствуют о значительной эоловой трансформации плоскогорий и мез. Каналы, которые «вытекают» из бассейна Chryse и имеют более крупные размеры, нерепрезентативны по сравнению с типичными каналами флювиального происхождения, поскольку в этом случае первоначальные структуры рельефа сильно искажены под влиянием ветровой эрозии. Присутствие кратеров указывает на то, что эоловая трансформация флювиальных форм рельефа произошла сотни миллионов лет назад. На отдельных участках поверхности наблюдается высокая концентрация малых кратеров.